금속함량: 두 판 사이의 차이

내용 삭제됨 내용 추가됨
Mersenbot (토론 | 기여)
Namobot (토론 | 기여)
봇: 인용 틀 변수 이름 수정
1번째 줄:
[[파일:A_Swarm_of_Ancient_Stars_A Swarm of Ancient Stars -_GPN GPN-2000-000930.jpg|thumb|300px|right|구상 성단 [[M80 (천체)|M80]]. [[구상성단]]에 있는 별들은 대부분 금속함량이 적은, 항성종족 II이다.]]
'''금속함량'''(金屬含量, metalicity) 또는 '''금속함량비'''(金屬含量比, metal abundance), '''금속함유량'''(金屬含有量, metal content), '''중원소함량'''(重元素含量, heavy element abundance)은 [[천문학]]과 [[우주론]]에서, 한 천체를 구성하는 [[수소]]와 [[헬륨]]을 제외한 [[화학 원소]]로 만들어진 물질의 비율을 뜻한다. 이 용어는 보통 화학에서 사용하는 [[금속]]과는 다른 의미이다. 우주를 구성하는 원소는 대부분 수소와 헬륨으로 이루어져 있기 때문에, 천문학자들은 이 두 원소를 제외한 나머지를 '금속'이라고 부른다.<ref>{{웹 인용 | 저자=John C. Martin | 제목=우리가 항성의 중원소 함유물로부터 알 수 있는 것 | 작품명=New Analysis RR Lyrae Kinematics in the Solar Neighborhood | url=http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm|accessmonthday=September 7 |accessyear=2005 }}</ref> [[분광형]] K나 M 항성 상층 대기처럼 상대적으로 온도가 낮은 부분이나, 혹은 가장 강한 [[화학 결합]]을 제외하고는, [[항성]]과 같이 극도로 뜨거운 환경에서는 [[금속 결합]]이 거의 불가능하다. 따라서 천문학에서 일컫는 '금속'은 [[화학]]에서 다루는 통상적인 금속과는 관련이 거의 없다. 예를 들면 [[탄소]], [[질소]], [[산소]], [[네온]]은 통상 화학 분야에서는 [[비금속]]으로 취급하지만, 상기 성분들이 많이 포함되어 있는 [[성운]]을 천문학에서는 '금속이 풍부한 성운'이라고 부른다.
 
11번째 줄:
<center><math> [\mathrm{Fe}/\mathrm{H}] = \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}} </math></center>
 
<math>N_{\mathrm{Fe}}</math> 과 <math>N_{\mathrm{H}}</math> 은 각각 단위 부피당 존재하는 철과 수소의 원자수이다. 이 공식에 따르면 태양보다 금속함량이 높은 별은 양의 로그값을 가지며, 낮은 별은 음의 로그값을 갖게 된다. 해당 로그값은 [[거듭제곱]]의 [[지수]]에 해당하며, 값이 +1인 별은 태양보다 금속함량이 10<sup>1</sup>배 높고, +2인 별은 100배(10²), +3인 별은 1천 배(10³) 높다. 반대로 값이 -1인 별은 태양보다 금속함량이 10분의 1배(10 <sup>-1−1</sup>)이며, -2일 경우 100분의 1배(10<sup>-2−2</sup>)가 된다.<ref> [http://etacar.umn.edu/~martin/rrlyrae/metals.htm John C. Martin: 한 항성에 포함된 중원소에서 알 수 있는 것] </ref> 젊은 항성종족 I 별들은 종족 II보다 철-수소 비율이 훨씬 높다. 태초의 항성종족 III 별들은 금속함량 로그값이 -6 아래였을 것으로 추측한다. 이에 따르면 종족 III에 있는 중원소비는 태양의 백만분의 일이 못 된다.
 
태양 구성 원소들의 함량비 차이를 표시하는 데에도 같은 종류의 표시법을 사용한다. 예를 들어 다음 식에 나오는 [산소/철]([O/Fe])은 태양과 다른 별의 산소 함량 및 철 함량 차이를 로그값으로 표시한 것이다.
19번째 줄:
<center><math>
= \left(\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{O}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}}\right) -
\left(\log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{star}} - \log_{10}{\left(\frac{N_{\mathrm{Fe}}}{N_{\mathrm{H}}}\right)_{sun}}\right)
 
</math></center>
29번째 줄:
항성종족 I 혹은 '금속이 풍부한 항성들'은 여기서 다루는 세 종족 중 가장 금속 함유비가 높다. 태양은 항성종족 I에 속한다. [[우리 은하]]의 [[나선팔]]에 흔하게 존재하는 항성종족이기도 하다.
 
통상적으로 가장 젊은 별의 무리인 극단 항성종족 I은 은하면에 가깝게 몰려 있으며 중간 항성종족 I은 은하면에서 조금 떨어진 곳에 퍼져 있다. 태양은 중간 항성종족 I에 속한다. 종족 I 항성들은 은하 중심을 타원 궤도를 그리면서 공전하며, 공전 속도가 느리다. 항성종족 중 중원소가 많이 포함된 별들은 탄생시 항성 주변에 생성된 강착 물질들로부터 행성계가 생겨났을 확률이 높다.<ref> {{웹 인용| 제목=An Estimate of the Age Distribution of Terrestrial Planets in the Universe: Quantifying Metallicity as a Selection Effect|저자=Charles H. Lineweaver |작품명=University of New South Wales|날짜=2000|url=http://arxiv.org/abs/astro-ph/0012399
| accessdate=2006-07-23}} </ref>
 
중간 항성종족 I과 II 사이에는 원반 항성종족 I과 II가 존재한다.
40번째 줄:
 
== 항성종족 III 3 ==
항성종족 III 또는 '금속이 없는 별'들은(이들은 생애의 끝에 이르러 중원소들을 생산한다. 이들의 금속 성분은 중심핵 부분에 있으며 외부에서는 관찰할 수가 없기 때문에 금속이 '없다'라고 표현한다) 이론상의 종족으로 극도로 질량이 크고 뜨거운 별들이며, 금속 성분이 없고 우주의 탄생 직후에 만들어진 것으로 추측되는 존재들이다. 이들을 직접 관측한 적은 아직 없으나, 매우 먼 우주 공간의 은하들을 [[중력 렌즈]]로 관찰한 결과 이들의 존재가 간접적으로 입증되었다.<ref>{{cite journal | 저자=R. A. E. Fosbury et al. | 제목=Massive Star Formation in a Gravitationally Lensed H II Galaxy at z = 3.357 | journal=Astrophysical Journal | 작성년도=2003 | volume=596 | issue=1 | 쪽=797-809 | url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2003ApJ...596..797F }}</ref> 이들은 희미한 청색 은하들의 구성원일 것으로 생각된다. <ref>{{저널 인용 | 저자=A. Heger, S. E. Woosley | 제목=The Nucleosynthetic Signature of Population III | 저널=Astrophysical Journal | 작성년도연도=2002 | volume=567 | issue=1 | 쪽=532-543|url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2002ApJ...567..532H }}</ref> 종족 III 및 희미한 청색 은하의 존재는, [[대폭발]] 때 생겨날 수 없었던 중원소들이 퀘이사의 [[방출 스펙트럼]]에서 검출되는 현상을 설명하는 데 필요하다. 종족 III 별들은 [[재전리]] 주기를 발동시킨 것으로 생각된다.
 
현 이론은 태초의 별들이 질량이 컸느냐 그렇지 않느냐로 양분된다. 항성 형성 컴퓨터 모델에 기반한 이론에 따르면 대폭발 때는 중원소가 없었기 때문에 지금의 별보다 훨씬 큰 존재들이 생성될 수 있었다고 한다. 종족 III 항성들의 평균 질량은 태양의 수백 배 정도였으며 이는 지금 발견되는 가장 큰 별들보다 배는 무겁다. 반면 종족 III가 남긴 금속 물질에서 생성된, 금속함량이 낮은 종족 II 항성들을 분석한 자료에 따르면, 최초로 생겨난 별들의 질량은 태양의 10배에서 100배 정도였다고 예측하고 있다. 이 이론은 최초로 태어난 별들 중 작은 질량을 갖는 존재가 없었음을 설명해 준다. [[미국 항공 우주국]] [[제임스 웹 우주 망원경]]의 발사로 위 두 이론의 진위 여부가 가려질 것으로 기대하고 있다. [[SEGUE]]나 [[SDSS-II]]와 같은 새로운 분광학적 탐사들 역시 종족 III 항성을 찾는 계획이다.